磁星的物理本质与活动性——各向异性中子超流体3P2中子

1、磁星的物理本质磁星的物理本质与活动性与活动性各向异性中子超流体各向异性中子超流体3P2中子中子Cooper对对的的Pauli顺磁磁化现象顺磁磁化现象 彭秋和彭秋和( (南京大学天文系南京大学天文系) )磁星磁星-奇特的天文现象奇特的天文现象观测证据观测证据: :脉冲星磁场测定脉冲星磁场测定 自转周期很长自转周期很长: : 周期增长率很高周期增长率很高: : 在在10 keV10 keV处观测到处观测到x-rayx-ray发射谱线发射谱线, ,被认为是在电子被认为是在电子( (或质子或质子) )在超强磁在超强磁 场下的场下的LandauLandau能级跃迁谱线能级跃迁谱线探测到能量为探测到能量为

2、10104444 ergs ergs的的x-rayx-ray巨型耀斑衰减的尾巴。巨型耀斑衰减的尾巴。磁星是一类中子星磁星是一类中子星, ,它它( (衰变衰变) )的超强磁场作为它强大的超强磁场作为它强大x-rayx-ray或或-ray辐射以及粒子发射的源泉。辐射以及粒子发射的源泉。两类磁星两类磁星: :1)1)反常反常x- -脉冲星脉冲星( (Anormalous X-ray Pulsars - AXPs) )2)2)软软重复暴重复暴( (Soft Gamma Repeaters - SGRs)12110Pss 5 12Ps,12160.32pBPPGauss我们研究探讨的问题我们研究探讨的问

3、题欲探讨的欲探讨的问题问题: :磁星磁星(10(101414-10-101515 gauss) gauss)的物理本质的物理本质? ?磁星的活动性磁星的活动性: : 3436(1010 )/secxLerg难以利用脉冲星自转能的损失率来解释。难以利用脉冲星自转能的损失率来解释。而且磁星的表面温度而且磁星的表面温度107 K, 远远超过通常中子星的表面温度远远超过通常中子星的表面温度 (105-106 K)磁星超强磁场的物理本质磁星超强磁场的物理本质? ?己经提出的模型己经提出的模型: :Ferrario & Wickrammasinghe(2005)suggest that the extra

4、-strong magnetic field of the magnetars is descended from their stellar progenitor with high magnetic field core. Duncan & Thompson (1992, 1993): -dynamo with initial spin period less than 3msIwazaki(2005)proposed the huge magnetic field of the magnetars is some color ferromagnetism of quark matter.

5、 Vink & Kuiper (2006) suggest that the magnetars originate from rapid ratating proto-neutron stars. 我们探讨我们探讨3 3P P2 2 中子超流体的诱导磁矩产生的诱导磁场。中子超流体的诱导磁矩产生的诱导磁场。我们计算发现我们计算发现: :磁星超强磁场来自在原有本底磁星超强磁场来自在原有本底( (包括电子包括电子Pauli顺磁磁化顺磁磁化) )磁场下，磁场下，各向异性中子超流体各向异性中子超流体3 3P P2 2中子中子Cooper对的对的Pauli磁化现象磁化现象( (磁畴磁畴) ) 。中子反常

6、磁矩中子反常磁矩:gaussergn/10966. 023中子星内部结构中子星内部结构: 中子超流涡旋运动中子超流涡旋运动核心核心(1km)3P2 (5-8)% 质子质子 ( II 型超导体型超导体?) (正常正常)电子电子Fermi气体气体 = (g/cm3)10141011107内壳内壳超富中子超富中子核、晶体、核、晶体、自由电子自由电子 外壳外壳(重金属晶体重金属晶体)夸克物质夸克物质 ?510141041S0 与与 3PF2 中子超流体中子超流体1S0中子超流涡旋中子超流涡旋1S0 中子中子Cooper 对对: 自旋自旋= 0, 各向同性各向同性(1S0) 0, 1011 (g/cm3

7、) 1.41014 (1S0)2MeV 71012 (g/cm3) 510133P2中子超流涡旋中子超流涡旋3P2中子中子Cooper 对对: 自旋自旋=1, 各向异性各向异性, (反常反常)磁矩磁矩 10-23 c.g.s.) n(3P2) n(3P2) max 0.05MeV (3.3 1014 (g/cm3) 2, , 这种由各向异性这种由各向异性( (3 3P P2 2) )超流体内产生的诱导磁场远低于中子星的本底磁场超流体内产生的诱导磁场远低于中子星的本底磁场( (主要由相对论主要由相对论性简并电子气体的性简并电子气体的PauliPauli顺磁性产生的强磁场。但是，随着中子星顺磁性产

8、生的强磁场。但是，随着中子星内部冷却，温度下降，由各向异性内部冷却，温度下降，由各向异性( (3 3P P2 2) )超流体内产生的诱导磁场将超流体内产生的诱导磁场将逐渐增加。逐渐增加。当温度下降到远低于当温度下降到远低于)0()(BBBin)0(17)() 19 . 1(BTBin71/(1.9 )2T这种这种诱导磁场将会超过原初本底磁场。形成磁畴诱导磁场将会超过原初本底磁场。形成磁畴(铁磁体铁磁体)(B 107 K ) 从顺磁磁化从顺磁磁化( (paramagnetism) )到到磁畴磁畴( (铁磁性铁磁性 ferromagnetism) )相变相变A)高温、低磁场情形高温、低磁场情形nB

9、kT (B 107 K )( )bf x(071.40 ()xbbT ()maxininBbB(0)(0)()maxinBbB()max(/)innBBfB kT( )4 /31f xxx)0()(BBBin令令(0)0b7210cTK 从顺磁磁化体向铁磁体从顺磁磁化体向铁磁体( (磁畴磁畴) )的相变的相变, , 相变温度可由令相变温度可由令中子星磁场的上限中子星磁场的上限物理图象物理图象: : 当温度当温度T0 的极限情形下的极限情形下, , 3P2中子超流体所有中子超流体所有3P2Cooper对的磁矩全部都顺着外磁场方向排列，这时对的磁矩全部都顺着外磁场方向排列，这时3 3P P2 2中

10、子超流体的总诱中子超流体的总诱导磁矩的上限为导磁矩的上限为3()33322max22()()()1.0 10 ( . . .)0.1totAnSunmPPqN mPc g sm由它产生的诱导磁场的上限为由它产生的诱导磁场的上限为B(in)max()14max2.02 10inBgauss(/)10fB kTwhenT因为因为Bin- T 曲线曲线(取取=1)(未考虑相互作用未考虑相互作用)物理图象物理图象绝大多数绝大多数3P2中子中子Cooper对的磁矩投影指向都是混乱的对的磁矩投影指向都是混乱的, ,顺着磁场方顺着磁场方向排列的向排列的3P2中子中子Cooper对的数量略微多于逆对的数量略微

11、多于逆磁场方向排列的磁场方向排列的3P2中中子子Cooper对的数量对的数量( (数量差为数量差为N1) ) 。正是这微弱的相差，造成了。正是这微弱的相差，造成了3P2 中子超流体的中子超流体的各向异性与诱导磁矩。各向异性与诱导磁矩。即即磁磁星的星的超超强磁场是由强磁场是由3P2 中子超流体中，偏离中子超流体中，偏离ESPESP状态的状态的( (数量约占千分之一数量约占千分之一) ) 3P2中子中子Cooper对的诱导磁矩造成的对的诱导磁矩造成的( (3P2中子中子Cooper对的中子总数只占对的中子总数只占3P2 中子超流体内中子总数的中子超流体内中子总数的8.7%)。中子星磁场的变化中子星

12、磁场的变化当中子星内部冷却到当中子星内部冷却到3 3P P2 2超流体的相变温度超流体的相变温度T=2.8108K以后以后, ,发生发生相变相变: :正常正常Fermi状态状态 3P2 中子超流状态。中子超流状态。 这时中子星磁场会发这时中子星磁场会发生变化生变化, , 这是由于中子这是由于中子3P2 Copper对的磁矩在外磁场作用下会逐渐对的磁矩在外磁场作用下会逐渐转向顺着外磁场方向排列。在温度较高的条件下，绝大多数中子转向顺着外磁场方向排列。在温度较高的条件下，绝大多数中子3P2Copper对的磁矩方向排列是混乱的。只有极少数中子对的磁矩方向排列是混乱的。只有极少数中子3P2 Coppe

13、r对的磁矩顺着外磁场方向排列。但是，随着在中子星冷却的过程，对的磁矩顺着外磁场方向排列。但是，随着在中子星冷却的过程，它内部的温度下降，顺着外磁场方向排列的中子它内部的温度下降，顺着外磁场方向排列的中子3P2 Copper对数量对数量迅速迅速( (指数指数) )增长。当温度下降到增长。当温度下降到T7 100 100 . .( pz pF )总的能级占有状态数总的能级占有状态数4(1)7(,)10 (/)0,0ezcrcrBBg pB BTBkTmax30(, , )04(,)(,0)(, ,)(,)(,0,)FzpetotalzzzcrnpBezzncrzBBNg ppp np dpBkTh

14、BP p nBg pBkTP p n近似估计近似估计Landau quantization n=0n=1n=4n=3 n=2n=5n=6pzp在低温、超强磁场下在低温、超强磁场下( (单位体积内单位体积内) )电子气体的微观状态数电子气体的微观状态数pp222( , ,)(21)2/eepB nnm cBc 估算估算222222(1)( )4/20.261(/ )eecrpppnpnm cB cBMeV cB( (与量子数与量子数n n无关无关) )由由62( )340.261(1.6 10 )(,)()zetotalFzcrcrBBBNEg phcBBkTPrinciple of Pauli

15、s incompatibilityPauli 不相容原理不相容原理:The total number states ( per unite volume) occupied by the electrons in the complete degenerate electron gas should be equal to the number density of the electrons. totalAeNN Y沿着磁场方向的沿着磁场方向的Fermi能量能量62( )340.261(1.6 10 )(,)()zeFzAecrcrBBBEg pN YBBkThc( )611275.02 1

16、0( (,) ()()()0.055 10 ()()()0.05zeeFzcrnuccrenuccrBYBBEg pMeVBkTBYBTMeVBBasic ideaWhen the energy of the electron near the Fermi surface is rather high (EF600 MeV)eepnEnergy of the resulting neutrons will be rather high and they will react with the neutrons in the 3P2 Cooper pairs and will destroy t

17、hese 3P2 Cooper pairs . It will cause the isotropic superfluid disappear and then the magnetic field induced by the 3P2 Cooper pairs will be also disappear. Induced magnetic moment disappears The energy of a 3P2 Cooper pair of neutrons will be released as thermal energy when the magnetic moment disa

18、ppear.815151010nBB ergB keVEnergy range: (X-ray soft -ray )The x-ray (or soft -ray ) may be observed directly, because The thermal photons will not be absorbed by most electrons andprotons in the deep of their Fermi sea .Total released energyx-ray Luminosity of AXPs:()32323328215347215()()0.0876.02

19、102 1010()0.1()10()0.1totASunSunEqN mPmPBergsmmPBergsm 34361010/secxLergsIt will be maintained 105 -106 yrPhase OscillationAfterwards, enpeRevive to the previous state just before formation of the 3P2 neutron superfluid. Phase Oscillation . Questions?1.Detail process: The rate of the processeepnTime scale ? 2. What is the real maximum magnetic field of the magnetars? 3. How long is the period of oscillation above?4. How to compare with obser